Planety © Los Alamos National Supercomupting Center
Terestrické objekty sluneční soustavy Martin Pauer Na začátku byla touha lidí porozumět naší vlastní planetě. Zemi zkoumala a stále zkoumá řada různých vědních oborů – geofyzika, geologie, astronomie, chemie či meteorologie. A stejně tak jako se teoretičtí fyzikové snažili o vytvoření sjednocující teorie, kterou by bylo možné popsat všechny základní pozorované jevy, tak i v případě Země se vědci pokoušeli o vytvoření jednotné představy, jak naše planeta funguje. Ale až 20. století přineslo, stejně jako v mnoha dalších oborech, přelom a změnu. Nejen v použitých metodách, ale zejména v tom, že jsme začali zkoumat i jiné planety naší sluneční soustavy. Dnes už máme základní představu o tom, jak tyto objekty vznikají a vyvíjejí se, ale ještě mnoho nám stále zbývá poznat.
Vznik sluneční soustavy Určujícím momentem celého našeho planetárního systému bylo, jak a kdy vznikl. Astronomové dnes pozorují množství formujících se hvězd podobných Slunci a shodují se, že běžným vedlejším produktem vzniku takových objektů je prachoplynný disk v jejich okolí. Doba trvání těchto objektů je zhruba 106–107 let a během ní se mračno smršťuje do rotujícího disku, rozděleného na několik zón. Díky tomu, že naše Slunce patří už do třetí generace hvězd, byl v původní pramlhovině relativní dostatek těžších prvků (O, N, Si, Fe, U, apod.) vytvořených předchozími generacemi. Tyto prvky se shlukly v okolí protoslunce a po
Simulace impaktu planetesimály o velikosti Marsu na Zemi, který předcházel vzniku Měsíce. Je vidět vniknutí velké části jádra planetesimály do Země, což vyústilo ve zvýšení hustoty naší planety.
ochlazení zkondenzovaly. Naopak ve vzdálenějších oblastech se vytvořila kondenzační jádra hlavně z ledů (H2O, CO, CH4) a ta největší z nich pak na sebe začala vázat zbývající plyn z pramlhoviny (H, He). Tyto dvě oblasti daly vzniknout dvěma dominantním typům planet – pevným neboli terestrickým (Merkur, Venuše, Země, Mars) a plynným (Jupiter, Saturn Uran, Neptun).
Jak zkoumat planety Nadále se budeme zabývat jen pevnými objekty sluneční soustavy, neboť ty mají – na rozdíl od plynných obrů – mnohé vlastnosti podobné Zemi. Ať už jde o samotné planety, © NASA/JPL/ESA
velké měsíce Jupiteru či Saturnu nebo planetky z celé sluneční soustavy a jejích okrajových částí, pro všechny platí vždy stejné principy. Základem moderního pozorování těchto objektů jsou družicové metody. Naše Země je doslova družicemi obklopena a své sondy jsme vyslali téměř do všech koutů našeho planetárního systému. Družice mohou pořizovat přesná měření topografie, impaktních kráterů, gravitace, složení atmosféry a dnes i chemického složení povrchu a podpovrchových vrstev. Pomocí přistávacích modulů můžeme pořizovat přímé seismické záznamy (z nich lze zjistit vnitřní strukturu pomocí tzv. seismické tomografie), detailní chemické rozbory půdy či biochemické testy při pátrání po mimozemském životě. Další fází výzkumu planet je pak matematické modelování těchto těles, kdy se na základě našich dosavadních znalostí snažíme předpovědět pozorované vlastnosti (např. tepelný tok na povrchu, stáří hornin nebo globální magnetické pole). Výsledky těchto modelů mohou poopravit naše představy o zkoumaných procesech, které nemůžeme běžnou cestou přímo pozorovat či měřit.
Život planet Vraťme se ale zpět k formování sluneční soustavy – po ochlazení mlhoviny došlo
Srovnání velikosti menších terestrických objektů a ledových měsíců Sluneční soustavy
16
4/2003
Martin Pauer (*1979) studuje geofyziku na Matematicko-fyzikální fakultě UK. Zajímá se o fyziku planet, amatérsky o astronomii a je demonstrátorem na Štefánikově hvězdárně v Praze.
planeta/satelit Merkur Venuše Měsíc (Země) Země Mars Ceres Callisto (Jupiter) Europa (Jupiter) Ganymed (Jupiter) Io (Jupiter) Iapetus (Saturn) Rhea (Saturn) Tethys (Saturn) Titan (Saturn) Ariel (Uran) Miranda (Uran) Oberon (Uran) Titania (Uran) Umbriel (Uran) Triton (Neptun) Pluto Quaoar
vzdálenost od Slunce (AU) 0,38 0,72 1,00 1,00 1,50 2,77 5,20 5,20 5,20 5,20 9,54 9,54 9,54 9,54 19,20 19,20 19,20 19,20 19,20 30,07 39,48 42,00
poloměr (km) 2 439 6 050 1 738 6 371 3 398 457 2 410 1 565 2 634 1 815 730 765 530 2 575 580 235 775 805 595 1 355 1 180 625
© NASA (Magellan)
ke kondenzaci pevných částeček a začaly vznikat zárodky planet a planetek. V okolí Slunce (asi do 5 AU; 1 AU = vzdálenost Země–Slunce) tato jádra postupně narážela do sebe a vytvářela množství tzv. planetesimál, aby nakonec zůstal jen malý počet velkých kamenných objektů. Ve větších vzdálenostech od Slunce (5–30 AU) díky gravitaci plynných obrů velké kamenné planety nevznikly, ale ze směsi kamene a ledu byly vytvořeny ledové světy, které dnes můžeme pozorovat jako satelity Jupiteru, Saturnu, Uranu i Neptunu a které také vyplňují Kuiperův pás (asi 30–50 AU, ale některé i dále). Na samém okraji sluneční soustavy pak už zřejmě ani gravitace nebyla dostatečně silná a proto celý náš systém (odhadem až do vzdálenosti 200 000 AU) obklopuje systém nevelkých ledových kometárních jader – tzv. Oortův oblak. Přesto, že tyto ledové světy nepatří mezi terestrické objekty, i ony se řídí podobnými pravidly a tak je výhodné je zkoumat z důvodu větší variability. Základním principem fungování planet je uvolňování vnitřní energie. Po zformování planety, kdy se část povrchu může roztavit díky impaktům, proběhne diferenciace – těžší materiál klesá ke středu a lehčí stoupá k povrchu, přičemž se uvolňuje energie. Nad jádrem se většinou zformuje lehčí silikátový
© NASA (Mariner 10)
Planety
Pánev Caloris (průměr 1300 km) na Merkuru. Jméno Caloris (lat. teplo) dostala z toho důvodu, že její střed leží téměř na rovníku, tudíž je intenzivně prohříván Sluncem.
Skupina lávových dómů poblíž Alpha Regio na Venuši. Dosahují průměru až 25 km a výšky 750 m – jsou důkazem vulkanické aktivity a svědčí o tom, že Venuše je zřejmě stále aktivním světem.
plášť s tenkou tuhou vrstvou na povrchu – kůrou. Pokud je těleso dostatečně velké, jako například Země, mohlo se takto vzniklé (převážně železné) jádro roztavit a v tomto stavu setrvat i miliardy let. V případě velkého slapového působení jiného objektu (např. u měsíce Io působení Jupiteru) může takový zdroj nahradit chybějící vnitřní zdroje tepla a tím také udržovat těleso „při životě“.
Dalším zdrojem tepla v pevných planetách je rozpad radiogenních prvků – ty s kratším poločasem rozpadu zvýšily počáteční energii planet a ty s delším poločasem (U, Th, K) dodávají teplo dodnes. V případě Země je většina těchto prvků soustředěna v kontinentální kůře a zvyšují tak přímo teplotu na povrchu. Jako všude ve vesmíru, i u těchto těles následně dochází k chladnutí, kdy se vyrovnává teplota uvnitř planety s teplotou na povrchu. Povrchová teplota závisí zejména na insolaci (přísunu energie od Slunce, klesá se vzdáleností) a také na atmosféře, která je schopna teplo zadržovat. Kdyby naše Země neměla tuto plynnou ochrannou vrstvu, průměrná teplota by klesla pod bod mrazu. Samotné chladnutí může probíhat dvěma odlišnými způsoby: buď postupným vedením tepla nebo po překročení jistých kritických mezí tzv. konvekcí, kdy se teplo přenáší spolu s materiálem. Tyto pomalé vzestupné a sestupné „proudy“ můžeme u Země pozorovat jak v pevném plášti (souvisí s topografií a gravitačním polem na povrchu), tak v tekutém jádře (generují magnetické pole). Zatímco v jádře takový mechanismus může probíhat jen při velkém teplotním rozdílu oproti plášti, popř. pokud v něm začne kondenzovat vnitřní pevné jádro, v silikátovém plášti k těmto pohybům dochází díky velkému tlakovému a teplotnímu namáhání materiálu. Tyto procesy zřejmě probíhají u všech pevných objektů, které dosáhly určitých startovacích podmínek nebo v nich alespoň po nějakou dobu probíhaly. Jejich
hmotnost (kg)
hustota (kg·m-3)
gravitační zrychlení (m·s-2)
3,30.1023 4,87.1024 7,35.1022 5,97.1024 6,42.1023 ~1,04.1021 1,08.1023 4,80.1022 1,48.1023 8,92.1022 1,88.1021 2,49.1021 7,55.1020 1,35.1023 ~1,35.1021 ~6,59.1019 ~2,92.1021 ~3,48.1021 ~1,27.1021 2,14.1022 ~1,55.1022 ~2,50.1021
5 420 5 250 3 340 5 515 3 940 ~2 600 1 835 2 989 1 936 3 550 1 150 1 330 1 210 1 880 ~1 650 ~1 200 ~1 500 ~1 590 ~1 440 2 055 ~2 000 ~2 100
3,78 8,60 1,62 9,81 3,72 ~0,33 1,25 1,32 1,44 1,80 0,24 0,28 0,18 1,35 ~0,27 ~0,08 ~0,32 ~0,36 ~0,24 0,78 0,74 ~0,43
* tučně tištěné objekty mají zřejmě podpovrchovou konvekci dodnes, ostatní jí mohly alespoň v minulosti vykazovat
4/2003
17
Planety © NASA (Lunar Orbiter 5)
Kráter Copernicus na Měsíci (průměr 93 km) poblíž Mare Imbrium. Na snímku z Lunar Orbiteru 5 jsou dobře vidět kráterové valy, deformované dno se středovými pahorky i materiál vymrštěný po impaktu do okolí.
projevy můžeme pozorovat jak na Zemi, tak na jiných planetách a zřejmě patří k základním principům fungování planet. Přímo pozorovat je ale možné jen povrchy planet, ty zato jeví obrovskou různorodost. V případě Země je jistě nejpozoruhodnějším složitý systém deskové tektoniky (s kontinentálně/oceánickou dichotomií), který je zřejmě neúčinnějším systémem, jak planetu ochlazovat. Tento systém, kdy se některé tektonické desky zasouvají pod jiné, zřejmě souvisí s výskytem kapalné vody – na jiných planetách voda v kapalném stavu není a také se tam neobjevuje desková tektonika. Jiné tektonické procesy – vulkanismus, tvorba zlomů a kaňonů, vrásnění – na jiných tělesech pozorovány jsou, naopak impaktní krátery po kolizích s prolétajícími asteroidy na Zemi díky husté atmosféře a erozi téměř chybí.
která na osvětlené straně dosahuje až 450 °C, klesá v těchto místech pod –150 °C. V tomto prostředí se mohou kumulovat úlomky ledu z dopadajících meteoritů a prolétajících komet – radarová pozorování ze Země dávají odhady mocnosti ledu až 50 m! Jako jedna z mála planet má Merkur vlastní magnetosféru generovanou vnitřními procesy. Ta je sice mnohem slabší než pozemská, ale i tak je schopná chránit povrch planety před mohutnou radiací ze Slunce. Tento mechanismus bývá spojován s konvektujícím kapalným jádrem – v případě Merkuru železné jádro zabírá až 75 % planety, což je neobvykle velká část. Zřejmě v rané fázi vývoje planety došlo ke srážce s planetesimálou (podobně jako u Země), při které planeta přišla o většinu lehčího pláště. Díky tomu má Merkur druhou největší hustotu hned po Zemi.
Venuše Druhá planeta sluneční soustavy je co do velikosti i vzdálenosti od Slunce podobná Zemi. Díky těmto vlastnostem mohla mít podobné počáteční podmínky a čekali bychom, že i dnes půjde o jakési dvojče naší planety. Skutečnost je však zcela jiná – neexistuje zde desková tektonika, povrch je zahalen do velmi husté atmosféry (100× vyšší tlak než na Zemi, převažuje CO2, obsahuje ale i SO2) a z pozorování hustoty kráterů se dá vysledovat, že zhruba před 750 miliony let byl celý povrch Venuše přetvořen buď zvýšenou vulkanickou aktivitou nebo katastrofickým zanořením existující kůry do pláště. Jistá podobnost se Zemí se ale dá nalézt ve vnitřní stavbě planety. Z dosavadních průzkumu a modelů plyne relativně tenká kůra obklopující silikátový plášť – ten sahá zhruba do 3000 km, kde začíná tekuté kovové jádro. Na rozdíl od Země však asi ve Venuši neexis-
18
4/2003
Měsíc Dnes zřejmě nejlépe prozkoumaným objektem sluneční soustavy je náš přirozený satelit. Jeho „blízkost“ – pouhých 380 000 km – ho předurčila jako ideální cíl kosmických letů, a tak k němu během 60. let mířila celá armáda sond završená pilotovanými lety Apolla. Ty všechny nám zodpověděly velké množství otázek, ale možná ještě větší množství jich před nás postavily. V současnosti nicméně zažíváme renesanci výzkumu Měsíce, takže se brzy můžeme dočkat dalších významných objevů. Příkladem takové záhady čekající na objasnění je magnetizace některých oblastí na povrchu Měsíce – dodnes nevíme, zda jde o stopy z dob, kdy existovalo dočasné magnetické pole (podobně jako magnetizace mořského © NASA/JPL
Merkur Jako jediná planeta sluneční soustavy nebyl ještě Merkur systematicky zkoumán meziplanetárními sondami – jediné pozorování nám zprostředkovala prolétající americká sonda Mariner. Proto zatím nemáme žádná měření gravitačního pole a pouze částečná pozorování povrchu. Na těchto snímcích můžeme spatřit velké množství kráterů podobných těm měsíčním, ale žádná lávová moře. Detailnější zkoumání ukáže zajímavé objekty: obrovskou impaktní pánev Caloris s průměrem 1300 km či mnohé lineární struktury, které vznikly zřejmě při rychlém chladnutí planety. Během tohoto procesu byla planetární kůra velmi namáhána a na mnoha místech opakovanými zdvihy a poklesy „popraskala“. Další zajímavostí je sklon rotační osy k rovině oběhu – svírá totiž s ekliptikou prakticky 90°. Díky tomu jsou krátery v polárních oblastech takřka v absolutním stínu a teplota,
tuje vnitřní pevné jadérko, které je možným hnacím motorem konvekce v jádře a proto tato planeta nemá vlastní magnetosféru podobnou zemskému magnetickému poli. Je ale dobře možné, že se právě nyní nachází ve stavu poklesu vnitřní teploty na bod tuhnutí, což by mohlo v geologicky krátké době uvést proces tvorby magnetického pole opět do chodu. Velmi zajímavá je také atmosféra. Ta tvoří 0,1 ‰ hmotnosti celé planety a svým působením na povrch v minulosti dokázala zbrzdit rotaci planety a otočit ji, takže dnes Venuše pomalu rotuje (1 otočka = 243 pozemských dní) na opačnou stranu než všechny ostatní planety sluneční soustavy. Díky pozorováním atmosféry také víme, že i na Venuši byla dříve voda, neboť pozorujeme mnohem větší obsah těžkého vodíku, než je měřeno na Zemi – předpokládáme, že po zesílení skleníkového efektu se veškerá voda (možná až 1 % pozemské hydrosféry) odpařila do atmosféry a bez ochrany magnetickým polem lehký vodík unikl do vesmíru.
Nejvyšší sopka Sluneční planety Olympus Mons na Marsu – je známkou dlouhého tektonického vývoje oblasti Tharsis předcházející dnešnímu stavu bez zjevné vulkanické aktivity
Detailní snímkování povrchu Marsu odhalilo množství tzv. skrytých kráterů, které byly zakryty erozemi a prachem – podle těchto snímků je severní polokoule možná starší než jižní, na které se eroze tolik neprojevila
Mars Zřejmě nejvíce studovanou cizí planetou je dnes Mars. Čtvrtá planeta sluneční soustavy je totiž – přes svou zhruba poloviční velikost ve srovnání se Zemí – asi nejpodobnější naší planetě a nabízí také asi nejpříhodnější podmínky ke vzniku života hned po Zemi (a oceánech na Jupiterových měsících). V minulosti měl Mars pravděpodobně i rozsáhlou hydrosféru, ve které se mohly případné živé organismy vyvíjet – v té době mohl povrch dokonce vykazovat funkční deskovou tektoniku. Tato éra (označovaná jako Noachien) skončila zhruba před 3,8 miliardami let a po určitém přechodném období (Hesperian s trváním asi 500 milionů let) přešel Mars do dnešní podoby (Amazonian), kdy nejeví žádnou tektonickou aktivitu a voda z jeho povrchu téměř zmizela. Výjimku tvoří polární čepičky, kde se během místní zimy ukládá vedle CO2 i vodní led, a podpovrchová směs ledu s horninou tzv. permafrost. Podle posledních měření sondy Mars Odyssey se tento materiál vyskytuje na více než polovině povrchu Marsu.
Model konvekce v marsovském plášti – materiál ohřívaný ve vrstvě nad jádrem stoupá pod oblastí Tharsis vzhůru a při kontaktu s litosférou dochází k deformaci povrchu. V této přechodové vrstvě se pak materiál ochlazuje a v místech, kde klesá zpět do nitra planety, dochází k deformaci záporné. Zatímco u Země je výstupných „proudů“ několik, u Marsu byl zřejmě jen jeden z důvodu níže položeného fázového přechodu – ten působí jako brzdící faktor pro vzestup materiálu a k jeho proražení došlo jen v jednom místě. Tento jev zůstal stabilní po zhruba miliardu let.
© NASA (Galileo)
© Walter Kiefer
dna na Zemi) či pouze o magnetizaci vzniklou při dopadu meteoritů či komet. Zajímavý fakt je také výskyt měsíčních moří téměř výhradně na přivrácené straně – tyto lávou zalité pánve, které vznikly po dopadu obrovských meteoritů, se na odvrácené straně skoro nevyskytují. Tam je zřejmě silnější planetární kůra a právě tento rozdíl způsobil, že vzniklé krátery nepronikly skrz, a proto nedošlo k výlevu magmatu. Podle posledních studií je měsíční kůra na přivrácené straně asi 30–40 km silná, zatímco na odvrácené straně je to zhruba o 10 km více. Z měření pohybů sond víme, že většina moří je spojena s kladnými gravitačními anomáliemi, tzv. mascony (z angl. mass concentration – koncentrace hmoty) – nevíme ale, zda jde o podpovrchové zbytky po impaktu nebo o specifické vlastnosti lávových výplní samotných moří. O měsíčním nitru máme data ze zaznamenaných lunotřesení, která vznikají i v hloubkách kolem 1000 km (u Země maximálně do hloubky 660 km). Z těchto dat vyplývá existence malého kovového jádra o velikosti zhruba 250–400 km obklopeného lehkým pláštěm – celková hustota Měsíce je mnohem menší než hustota Země. Dnes se tento fakt přičítá mechanismu vzniku Měsíce, kdy do Země zřejmě před zhruba 4 miliardami let narazila planetesimála velikosti Marsu a teprve na oběžné dráze se z vymrštěného materiálu zformoval Měsíc. Vyvržený byl ale především lehčí materiál a těžší část z planetesimály tak zůstala v Zemi.
© NASA (Mars Global Surveyor)
Planety
Detailní snímek planetky Ida pořízený prolétající sondou Galileo. Množství kráterů na povrchu je typické pro tělesa bez husté atmosféry, která je přirozenou ochranou před impakty asteroidů.
Dominantou celé planety je topografická výduť v oblasti Tharsis, kde se nachází několik gigantických vulkánů – největší z nich Olympus Mons dosahuje výšky 26 km a u základny má průměr kolem 650 km. Tato obrovská tektonická oblast zřejmě mohla vzniknout jen v důsledku stálého přísunu teplého materiálu z pláště – zatímco u Země takové jevy vytvářejí sopečné ostrovy (např. Havajské ostrovy) s omezenou velikostí a dobou aktivity, na Marsu díky nepřítomnosti deskové tektoniky působil tento mechanismus stále v jedné oblasti. Díky tomuto jevu a také nižší gravitaci mohlo dojít ke vzniku této soustavy gigantických vulkánů. S tím zřejmě souvisí také nedaleký systém kaňonů Valles Marineris (délka až 4000 km), kdy napětí z oblasti Tharsis způsobilo „popraskání“ celé přilehlé rovníkové oblasti. Velmi zajímavá je také na konci 90. let zaznamenaná trvalá magnetizace hornin na povrchu planety. Tu známe ze Země, kdy si vyvřelé magma uchovává v sobě vtištěné globální magnetické pole. Z těchto pozorování se dá usoudit, že i Mars měl kdysi vnitřně generovanou magnetosféru a tak otázkou zůstává, proč ji dnes již nepozorujeme. Odpověď souvisí s chladnutím planety – buď se Mars v minulosti ochladil tak, že se dynamo-proces v jádře zastavil, popřípadě rostoucí vnitřní jadérko omezilo kapalnou část jádra natolik, že již magnetické pole nemohlo vznikat nebo po zániku deskové tektoniky došlo k prohřátí celé planety a tepelná konvekce v jádře se tak zpomalila.
Planetky Objekty v pásu asteroidů mezi Marsem a Jupiterem se až na Ceres (poloměr 470 km) a ně-
4/2003
19
Planety
Jupiterovy měsíce Nejzajímavějším galileovským satelitem je po stránce vnitřní aktivity zcela jistě Io. Díky slapovým silám gravitačního působení Jupiteru je nitro tohoto měsíce neustále deformováno a zahříváno, a tak tento relativně malý svět může vykazovat dokonce větší vulkanickou aktivitu než naše Země. Magmatické výlevy mají teploty až kolem 1500 °C, což je více než potřebná teplota tání, z čehož se dá dokonce usuzovat na částečně roztavený plášť. Přestože má Io kovové jádro o poloměru 40–50 % poloměru celého měsíce (pravděpodobně v tekutém stavu), díky neustálému zahřívání křemičitanového pláště ale chladne velmi pomalu, a tak v jádře nedochází ke konvekci, a tedy ani ke generování magnetického pole. Na rozdíl od Io se na ostatních satelitech hojně vyskytuje voda, metan a oxid uhličitý, a to především ve své pevné fázi – proto je řadíme k tzv. ledovým satelitům. Povrch takových měsíců je tvořen nejčastěji tuhou ledovou kůrou, pod kterou se může nacházet silikátový plášť s metalickým jádrem. Pokud bylo radio-
Detail povrchu Uranova satelitu Mirandy. Snímky z prolétající sondy Voyager 2 (s rozlišením až 600 m) nám ukázaly různorodost povrchu, zřejmě v minulosti rozbitého obrovským impaktem.
Snímek jižní polokoule Neptunova měsíce Triton. Polární čepičky zakrývají tmavší povrch satelitu, který je vidět na okrajích snímku z prolétající sondy Voyager 2.
aktivní či slapové zahřívání dostatečné, může se mezi kůrou a pláštěm vytvořit tekutý vodní oceán o mocnosti až stovky kilometrů. Na povrchu pak místo tektonické aktivity můžeme pozorovat tzv. kryovulkanismus, založený na reakcích mezí různými plyny a ledy. Satelit Europa jeví magnetické pole bez dipólového momentu podobně jako např. pozemské oceány – toto pozorování se dá vysvětlit jako indukovaná magnetosféra vznikající v oceánu skrytém zhruba pod 150 km silnou ledovou kůrou. Podobnou stavbu podpovrchových partií má také Ganymed ale přes fakt, že jde o největší satelit ve sluneční soustavě, má vůbec nejmenší měřený moment hybnosti – ten nám říká, jakým způsobem je v něm rozvrstven materiál. U Ganymedu tedy předpokládáme velkou koncentraci železa kolem středu – jako jediný satelit opravdu jeví
magnetické pole zřejmě generované konvekcí v kovovém jádře. Poslední z velkých satelitů je Callisto, který pravděpodobně také obsahuje pod ledovou krustou oceán o mocnosti 100– 200 km, ale zbytek jeho nitra tvoří zřejmě jen nediferenciovaná směs horniny a metalických materiálů, a tudíž zde neexistuje kovové jádro.
20
4/2003
Ostatní ledové měsíce
© NASA/JPL
© NASA/ESA – HST
Radarové snímky povrchu Titanu. Přistávací oblast pro sondu Huygens je vlevo od centrálního pohoří blízko rovníku, nejistotu tvoří hlavně neznámá rychlost a síla větru. Vliv oblačnosti se vyloučil vícenásobným snímkováním téže oblasti.
© NASA (Voyager 2)
© NASA (Voyager 2)
kolik dalších větších těles (Pallas, Vesta, …) nedají zařadit mezi terestrické, neboť zřejmě nepřekročily mez potřebnou k zahájení diferenciace. Přesto, že některé z nich vykazují vlastní magnetické pole, nemají zřejmě jádro a jde tak jen o trvalou magnetizaci povrchových hornin. Naneštěstí k oněm větším světům, které by mohly mít zajímavou strukturu a tím i vlastnosti, dosud nezamířila žádná naše sonda a tak je známe jen z dálkového pozorování či rozborů meteoritů z nich pocházejících a nalezených na Zemi.
Srovnání struktury galileovských satelitů – zleva zhora Io, Europa, Ganymed a Callisto. Na průřezech je vidět podpovrchová vrstva tekutých oceánů, které zřejmě indukují pozorované magnetické pole, i nediferenciované nitro Callista.
O dále zmíněných satelitech bohužel nemáme dostatek dat, abychom z nich mohli určit jejich stavbu či vývoj. Saturnův měsíc Titan je jediný z pozorovaných měsíců ve sluneční soustavě, který má vlastní hustou atmosféru. Přestože o jeho nitru zatím příliš nevíme, předpokládáme, že v něm diferenciace proběhla – více se snad dozvíme během příštího roku od sond Huygens-Cassini mířících k Saturnu. Planeta Uran má vedle mnoha menších měsíců také 5 velkých satelitů. Zatímco u Mirandy o diferenciaci neuvažujeme, měsíce Ariel, Umbriel, Oberon a Titania zřejmě v minulosti podpovrchovou konvekci měly. Miranda je z klasických měsíců sice nejmenší, ale za to jeví největší variabilitu povrchu. Část je hustě pokryta krátery a jiné části jeví tektonické vrásnění – má se za to, že celý satelit byl zničen při velkém impaktu a poté byl znovuvytvořen poskládáním původních úlomků dohromady. Také Neptun má početnou rodinu satelitů, ale pouze největší z nich – Triton – se může řadit mezi aktivní ledové světy. Zatímco svou velikostí se podobá Jupiterově měsíci Europa, svým složením a pozorovaným povrchem spíše Ganymedu. Jde zřejmě o nejchladnější svět ve Sluneční soustavě, teplota se zde blíží –230 °C a objevují se zde také četné
Planety známky kryovulkanismu včetně obrovských plynných gejzírů. Ostatní měsíce (Nereida, Proteus, …) zřejmě nejsou dostatečně velké, aby v nich mohla začít diferenciace.
Proměny severního pólu Marsu během roku. Přístroje sondy Mars Odyssey registrují díky speciálnímu radaru přítomnost vodíku, a tudíž i vody, v povrchových a podpovrchových vrstvách až do hloubky několika metrů. Barevná škála ukazuje rostoucí intenzitu odezvy radaru. Během letních měsíců polární čepička odtává a sonda pozoruje pouza vodu pod povrchem v tzv. permafrostu – v zimě se ledový příkrov znovu vytváří a tak zakrývá signál pod ním položených vrstev.
Exoplanety Z dnes pozorovaných vlastností planet si můžeme udělat dobrou představu, jak se pevné planety vyvíjejí. Máme k tomu dostatek indicií – skutečné potvrzení našich domněnek ale přijde teprve v okamžiku, kdy budeme schopni pozorovat terestrické planety v různých fázích vývoje, tj. i u jiných hvězdných systémů. Zatím jsme schopni zkoumat nepřímými metodami jen plynné obry obíhající kolem nejbližších hvězd. V následujících desetiletích
se pozorovací technika, doufejme, výrazně zlepší a dá nám nástroje, jak pozorovat přímo i vzdálené terestrické planety. Bohužel právě v těchto dnech byly zrušeny přípravy evropské mise Eddington, která měla znamenat jeden z kroků na cestě k tomuto cíli. Doufejme jen, že podobný osud nepotká další plánované sondy Corot, Darwin či Kepler nebo připravované projekty obřích teleskopů na Zemi (popř. snad v budoucnosti také na Měsíci).
© NASA (MOLA Team)
© University of Berkeley, California
© NASA (Mars Odyssey)
Kuiperův pás a Oortův oblak Na samé periferii sluneční soustavy byl zřejmě stavební materiál již tak rozptýlen, že nevznikly žádné větší planety a dnes pozorované objekty Kuiperova pásu (tzv. KBO) dosahují maximálně rozměrů ledových měsíců plynných planet. Největší z nich Pluto (s měsícem Charon) zřejmě mohl projít částečnou nebo úplnou diferenciací, nicméně nemáme žádná detailní pozorování jeho povrchu ani data z měření gravitace či magnetického pole, abychom mohli alespoň odhadnout jeho vnitřní stavbu. Budoucí pozorování ale zřejmě odhalí svět velmi podobný právě ledovým měsícům, možná dokonce se slabým magnetickým polem vznikajícím v oceánu vody a amoniaku. Přesto, že jiné takové světy zatím v těchto oblastech nepozorujeme, větší počet menších objektů (Quaoar s průměrem 1200 km, Ixiom 1050 km, Varuna 900 km) dávají tušit, že minimálně jedno či dvě tělesa o rozměrech Pluta ještě mohou doplnit rodinu KBO. Studium těchto ledových světů a dalších v ještě vzdálenějších oblastech (Oortův oblak kometárních jader sahá až do vzdálenosti 200 000 AU) může být rozhodující pro studium ranných fází vývoje sluneční soustavy – v těchto vzdálenostech můžeme snad opravdu nalézt primitivní stavební materiál podobný tomu, z něhož byly formovány ledové satelity a částečně i naše terestrické planety.
Nejnovější model vývoje Měsíce ukazuje, že v dávné minulosti mohlo dojít k vyvržení horké hmoty z lunárního jádra do pláště. Tento relativně rychlý proces měl přechodně za následek magnetické pole, což by mohlo vysvětlit zjištěnou magnetizaci některých povrchových hornin.
Model mocnosti kůry na Marsu. Z výsledků gravimetrických měření je možné rekonstruovat podpovrchovou stavbu planety za předpokladu izostatické rovnováhy topografických objektů. Jejich gravitační působení má tendenci vracet je zpět do nedeformované podoby a to, že je dnes pozorujeme znamená, že musí existovat síla působící proti ní. Tato opačně orientovaná síla je na většině povrchu buzena hustotním rozhraním mezi kůrou a litosférou – pouze pod objekty dynamického původu může hrát roli inverzní síly také tečení materiálu v plášti a litosféře.
4/2003
21
